Bayram Tekin

Prof. Dr., ODTÜ Fizik Bölümü

Güneş’in kütlesinin yaklaşık %73’ü hidro-jen, %25’i de helyum (karbon, azot, oksi-jen ve diğer elementlerden az miktarda bu-

lunuyor). Güneş’te enerjinin önemli bır kısmı (%99) 4 hidrojen çekirdeğinin (protonun) helyum çekirde-ğine dönüşmesi sonucunda elde edilir. Bir kaç ara basamak içeren bu tepkime şu şekilde özetlenebilir.

4 proton + 2 elektron à He-4 + 2 nötrino + 6 fotonSol taraftakilerin toplam kütlesi sağ taraftaki-

lerinkinden yaklaşık %0,7 fazladır (yaklaşık 4,59 10(-29) kg). Bu fark nötrinonun enerjisine ve foto-na dönüşür. Nötrino, zayıf etkileşen bir parçacık olduğundan kısa bir süre içinde Güneş’i terk eder. Yüksek enerjili fotonlar (gamma ışınları) için-se zorlu bir yolculuk başlar. Etraftaki elektronlar ile sürekli etkileşerek kinetik enerjilerinin önem-li bir kısmını tekrar Güneş’in ortamına bırakır ve ortalama olarak ortaya çıkışlarından 1 milyon yıl sonra Güneş’ten görülebilir ışık olarak kaçarlar. (Güneş’ten gelip gözümüze ulaşan fotonların he-men hemen hepsi bu mücadeleden geçmiştir.)

Yukarıdaki tepkime son derece basit görünse de detaylarını anlamak için gerçekten 20. yüzyıl fizi-ğinin hemen hemen bütün kuramlarını kullanmak gerekiyor. Öncelikle şunu biliyoruz: Helyum çekir-değinde 2 proton 2 de nötron var. Ancak nötron ser-best halde iken “kararlı” bir parçacık değil. Ortala-ma 14 dakika ömrü olduğundan Güneş’in herhan-gi bir yerinde nötron bulmanız mümkün değildir. Yukarıdaki sürecin işlemesi için bir şekilde proto-nun nötrona dönüşmesi gerekir. Zayıf etkileşim ku-ramına göre bu mümkün, ancak hayli nadir gerçek-leşen bir olaydır. Kütle çekimi sebebiyle, Güneş’in

merkezinin sıcaklığı 15 milyon Kelvin. Bu sıcak-lıkta hidrojen atomu iyonize olur yani proton ve elektron, plazma halinde bir gaz oluşturur. Proton-lar, aynı elektrik yüke sahip olduğundan birbirle-rini iter. Yani kabaca bakıldığında 2 protonun bir araya gelmesi ve daha ağır bir çekirdeği oluştur-ması mümkün görünmez. Fakat protonlar birbirle-rine yeterince yaklaşabilirlerse, kuvvetli etkileşim-le birbirlerini çekecek ve ağır bir çekirdek oluştur-maları mümkün olacak. İki protonun aralarında-ki elektriksel itme engelini aşıp birbirlerini kuv-vetli etkileşimle çekebilmeleri için ortamın sıcak-lığının 100 milyon Kelvin olması lazım! 100 mil-yon derecelik bir ortamdaysa bu süreç çok hızlı bir şekilde gerçekleşiyor ve Güneş gibi “yavaş ya-vaş” yanma yerine yıldız süpernova olarak patlıyor.

Güneş’in YanmasıGüneş’in “yanması” fizikteki dört temel etkileşimin tamamının etkin olduğu, karmaşık bir süreçtir. Her zaman olduğu gibi enerjinin korunumu yasası Güneş’te de işliyor ve enerji bir formdan başka bir forma çevriliyor. Eddington’un 1926’da öngördüğü gibi, Güneş’in kütlesinin bir kısmı enerjiye dönüşüyor. Dünya atmosferinin üst tarafında yapılan ölçümlerde Güneş’ten gelen gücün (1 saniyedeki enerji miktarı) metrekare başına 1400 Watt olduğu bulunuyor. (Kabaca 1 metrekarelik alana 100 Wattlık 14 ampül düşüyor). Buradan yola çıkarak ve Einstein’in E = m c2 formülünü kullanarak, Güneş’in her saniye yaklaşık 4 milyon ton kadar kütleyi enerjiye dönüştürdüğünü bulabiliriz. Bu kütlenin önemli bir kısmı ışık (foton) olarak uzaya yayılırken yaklaşık milyonda biri de nötrinoya dönüşüyor.

HH H

H

He

2424

24_25_gunesin_yanmasi.indd 24 27.06.2013 16:50

Bilim ve Teknik Temmuz 2013

> <

Güneş’in merkezi 15 milyon Kelvin sıcaklığınday-sa bir protonun elektriksel itme kuvveti engelini aşıp kısa mesafelerde etkin olan kuvvetli etkileşim (çek-me) bölgesine girmesi ilk bakışta mümkün görün-müyor. Burada istatistiksel fizik ve kuantum fizi-ği yardımımıza koşuyor. İstatistiksel fiziğe göre, 15 milyon derecelik bir proton gazı içindeki parçacıkla-rın bir hız dağılımları var, bu hız dağılımlarına bak-tığımızda, parçacıkların bir kısmı ortalamaya gö-re çok yavaş, bir kısmı çok hızlı. Çok hızlı olanlar incelendiğinde hızlarının elektriksel engeli aşmaya yeterli olduğu görülüyor. Ancak engeli aşabilenlerin oranı Güneş’teki termonükleer tepkimelerin sıklığı-nı açıklamak için yeterli değil, bunun için kuantum fiziğindeki “tünelleme” sürecine ihtiyaç var. Kuan-tum fiziği ise bize şunu söylüyor: Bir parçacığın hızı (ya da kinetik enerjisi) bir engeli klasik olarak aşa-mayacak düzeyde olsa bile, kuantum fiziğine göre o engelden “tünelleme” ihtimali var. Kinetik ener-ji düşük, bariyer de yüksekse (Güneş’te olduğu gi-bi) tünelleme ihtimali düşük oluyor. Ama Güneş’te-ki çok sayıdaki proton bu tünellemeyi sürekli deni-yor ve bir kısmı engeli aşıp diğer protonun yanına (1 femto-metre mesafenin altına) gelebiliyor. Tabii ki hikâye burada bitmiyor, iki protondan oluşan çekir-dek kararlı bi çekirdek değil, elektriksel itme yüzün-den 2 protonlu çekirdek anında 2 ayrı protona dönü-şüyor ve tekrar başa dönmüş oluyoruz! Yalnız bu iki protonlu çekirdeklerin çok az bir kısmında proton-lardan bir tanesi zayıf etkileşimde ters beta bozun-ması denilen bir süreç ile nötrona dönüşüyor. Yani çok nadir de olsa aşağıdaki süreç gerçekleşiyor:

proton + proton à döteron + pozitron +nötrinoDöteron bir proton ve bir nötronun kuvvetli et-

kileşimle bir arada durduğu “kararlı” bir çekirdek.

Güneş’te enerjinin elde edilmesi için gerekli ilk ba-samak yukarıdaki tepkime. Elektron-nötrino olay mahallini terk ediyor. Pozitron ise hemen bir elekt-ron bulup 2 tane yüksek enerjili fotona (gamma ışı-nı) dönüşüyor:

elektron + pozitron à 2 foton

Bu iki fotonun, çıkacak diğer fotonlar gibi, Güneş’ten kaçma macerasından daha önce bahsettik.

Bir sonraki basamakta fazla kan ter yok,döteron + proton à Helyum-3 + fotonHelyum-3 çekirdeğinde 2 proton 1 nötron var.

Çıkan foton yine yüksek enerjili.Helyum-3 bir başka Helyum-3 bulabilirse Hel-

yum-4 oluşabilir, bunun olması da çok kolay değil, ama ilk basamak kadar da zor değil.Helyum-3 + Helyum-3 àHelyum-4 + proton + proton

Proton-proton zincirleme tepkimesi bu süreç so-nucunda tamamlanmış ve başlangıçtaki protonların toplam kütlesinin %1’den daha azı enerjiye dönüş-müş oluyor. Bunun yanı sıra Güneş’te karbon-azot-oksijen çevrimi ile enerji elde edilse de, Güneş’teki en etkin mekanizma burada özetle anlattığımız me-kanizmadır.

Kaynaklar• http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1967/bethe-lecture.pdf• http://www-spof.gsfc.nasa.gov/stargaze/Sun7enrg.htm

1 milyar yıl

1 milyon yıl

1 saniyeproton

nötronpozitrongamma ışını

nötrino

Şekilde süreler ile şu kast ediliyor. Örneğin, ilk aşamada 15 milyon kelvin’de sürekli çarpışan iki protonun, bir protondan ve bir nötrondan oluşan kararlı döteron çekirdeğini oluşturması için gerekli ortalama süre 1 milyar yıl.

Güneş çekirdeği (15 milyon K)

Işınım katmanı(içten dışarı doğru gidildikçe sıçaklık 7 milyon K’den 2 milyon K’ye düşüyor)

Isı taşınım(konveksiyon) katmanı2 milyon K- 5800 K

Işıkküre (fotosfer) 5800 K (Güneş lekeleri 3800 K)

Güneş tacı (1 - 3 milyon K)

25

24_25_gunesin_yanmasi.indd 25 27.06.2013 16:50